252 report— 1879. 



hitherto -written on this subject that the vapour which has thus been detected is 

 incandescent because it emits these bright lines. 



The author of the present communication wishes to put forward an alternative 

 hypothesis, which he believes to be entitled to much weight. It is that these lines 

 are due to the sun's light falling upon the compound of carbon, and rendering it visible 

 in the same way that light renders other opaque objects visible, the vapour being' 

 opaque in reference to the particular rays which appear as bright lines in its spectrum. 



An opaque body is visible in the presence of a luminary from three causes — ■ 

 because of such a scattering of the incident light as takes place when a transparent 

 body is reduced to powder; because of the reflection of light from its surface if of 

 sufficient extent and sufficiently smooth ; and because of phosphorescence. Bequerel 

 has shown that phosphorescence contributes to render objects visible in a vast 

 number of instances, and it is this which seems to produce the effect in the case 

 now under consideration. 



Phosphorescence consists in the exaltation of such molecular motions by radiant 

 heat as are unable readily to communicate their superfluous energy to the other 

 kinds of motion which are going on in or among the molecules. The motions- 

 within the molecules of gases stand in this predicament if the intervals between 

 the encounters of the molecules are sufficiently long. Now in comets, on account 

 of their small mass, the vapour must be excessively attenuated, and these intervals 

 must be proportionately long. Hence the conditions are such as will eminently 

 promote phosphorescence, and therefore visibility, in the presence of a luminary. 



7. Sur le Maximum d'Intensite du Spectre Photographique Solaire. Par 

 le Dr. J. Janssen, de Vlnstltut de France, Directeur de V Ohservatoire- 

 de Meudon. 



Gette communication est la suite des recherches sur ce sujet, et qui remontent a 

 1874. Des cette epoque j'avais reconnu que le spectre solaire presentait un 

 maximum d'intensite situe au dela de F vers le violet. 



Depuis a diverses reprises j'ai communique le r^sultat de ces recherches, qui ont 

 6te frequemment interrompues. (Voir les notices de ' L'Annuaire du Bureau des 

 Longitudes,' 1878, 1879, et le ' Report of British Association,' 1878.) 



Les parties nouvelles de ce travail concernent l'examen des diverses substances 

 photographiques et des divers milieux optiques, et surtout l'emploi d'une nouvelle 

 methode d'6tude du spectre par la variation du temps de pose et que je propose de 

 nommer analyse chronometrique du spectre. 



Methode d' Analyse CJironometrique du Spectre. — Cette methode consiste a faire 

 passer devant la fente d'un appareil a photographier le spectre, et pendant la pose un 

 Icran en forme de triangle, qui, par le progres de son mouvement, vient masquer 

 successivement les diverses parties du spectre dans le sens de sa hauteur ; en sorte 

 que si l'on considere deux lignes ou bandes brillantes du spectre ces lignes prendront 

 dans la photographie des longueurs en rapport avec leurs intensites lumineuses. 



En effet si l'on considere le spectre dans un sens perpendiculaire a celui de ses 

 lignes spectrales ou de la fente, on reconnaitra que les points dans cette direction 

 recoivent une pose egale, que cette pose est au contraire de plus en plus grande a. 

 mesure qu'on marche dans le sens perpendiculaire dans la direction des raies et 

 vers les parties que l'ecran triangulaire couvrira les dernieres. 



Le mouvement de l'ecran triangidaire est donne par un rouage d'horlogerie et 

 doit pouvoir prendre des vitesses variables. 



L'ecran triangulaire rectiligne peut etre remplace" par im triangle dont l'hypo- 

 thenuse est une courbe de forme dtSterminee pour produire une pose variant suivant 

 une loi determine^. 1 



1 Cette methode permet de mettre en evidence et de mesurer les intensity 

 photographiques des divers points des spectres par la consideration des longueurs 

 des lignes ou bandes dans leurs images photographiques. Elle pourra etre 

 specialement employe a la question de la presence des lignes brillantes de l'oxygene 

 dans le spectre solaire. 



